Astroteilchenphysik II

Transkript

1 Astroteilchenphysik II Sommersemester 2015 Vorlesung # 24, Kathrin Valerius u. Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Sterne und Sternentwicklung - Einführung - Sternaufbau - Entwicklungsstadien KIT University of the State of Baden-Württemberg and National Research Center of the Helmholtz Association

2 Astroteilchenphysik II - Gliederung 5. Neutrinos 5.1 Einführung: Historie & Grundlagen, ν Quellen 5.2 ν Oszillationen: Übersicht 5.3 solare & atmosphärische Neutrinos 5.4 Beschleuniger- und Reaktor-Neutrinos 5.5 Neutrinomassen: β-zerfallskinematik & Suche nach dem 0νββ 6. Stellare Evolution 6.1 Entstehung & Entwicklung von Sternen 6.2 Weiße Zwerge & SNIae 6.3 SNIIae: Mechanismus, Neutronensterne & Pulsare 7. Multi-Messenger-Methoden: ν s & Gravitationswellen 7.1 Supernova-Neutrinos 7.2. Gravitationswellen: Einführung 7.2 Nachweis von Gravitationswellen: Laser-Interferometer 2

3 Stern-Populationen CMB Pop III Population-III: extrem massereiche (~300 M! ), erste Sternpopulation, direkte Bildung aus primordialem Gas UV-Licht: Reionisation des Universums (vgl. Kap. 3) - Fusionsketten: Bildung der ersten schwere Elemente - seither: andere Sternopazitäten, Populationen I, II UV-Licht von Population III: Reionisation des Universums Pop I,II m ~ 300 m! 3

4 Eines der Missionsziele des James Webb Space Telescope ist die Beobachtung von Pop-III-Sternen im frühen Universum! Geplanter Start der Mission im Jahr 2018 mit einer Ariane-5-Rakete 4

5 ATP aktuell Erste Population-III-Sterne kürzlich in einer Galaxie bei z = 6.6 (t = 12,9 Mrd. Jahre) entdeckt? D. Sobral et al. 5 kpc 0.8 CR7 VLT/X-SHOOTER 1.0 CR7 Keck/DEIMOS NB921 filter profile Normalised Flux Normalised Flux CR7 VLT+Keck Ly 1.2 Sky lines Restframe Wavelength (A ) F IG. 3. Left: CR7 1-D and 2-D optical spectra, showing the strong and clear Ly emissi select the source. Note that Ly is detected at the wing of the NB921 filter. Thus, while the N its true luminosity was still underestimated by a factor of two. We show both our Keck/DEIMO but with X-SHOOTER providing an even higher spectral resolution, while the DEIMOS spe optical spectra (FORS2), showing the strong and clear Ly emission line. We also show the N both the VLT/FORS2 and Keck/DEIMOS spectra, showing they agree very well. The DEIMO asymmetry of the line, confirming it as Ly without any doubt. [Sobral et al., 04/2015] 5 By fitting a Gaussian profile to the emission lines, we mea- reveals a

6 ATP aktuell Erste Population-III-Sterne kürzlich in einer Galaxie bei z = 6.6 (t = 12,9 Mrd. Jahre) entdeckt? Cosmos Redshift 7 D. Sobral et al. 5 kpc 0.8 CR7 VLT/X-SHOOTER 1.0 CR7 Keck/DEIMOS NB921 filter profile Normalised Flux Normalised Flux CR7 VLT+Keck Ly 1.2 Sky lines Restframe Wavelength (A ) F IG. 3. Left: CR7 1-D and 2-D optical spectra, showing the strong and clear Ly emissi select the source. Note that Ly is detected at the wing of the NB921 filter. Thus, while the N its true luminosity was still underestimated by a factor of two. We show both our Keck/DEIMO but with X-SHOOTER providing an even higher spectral resolution, while the DEIMOS spe optical spectra (FORS2), showing the strong and clear Ly emission line. We also show the N both the VLT/FORS2 and Keck/DEIMOS spectra, showing they agree very well. The DEIMO asymmetry of the line, confirming it as Ly without any doubt. [Sobral et al., 04/2015] 5 By fitting a Gaussian profile to the emission lines, we mea- reveals a

7 6. Stellare Evolution HRD & Fusionsketten, Supernovae Typ I&II, SN-ν s, Pulsare, GRBs Fusion SNIa SN-Nukleosynthese Pulsar SN1987a GRB 6

8 6.1 Entstehung & Entwicklung von Sternen Hyperriesen Ia- Überriesen Ib Ejnar Hertzsprung Bruce-Medaille Leuchtkraft [L! ] Hauptreihe VI- Unterzwerge Riesenast II helle Riesen III- Riesen IV- Unterriesen V- Hauptreihe (Zwerge) absolute Helligkeit M 1925 Bruce-Medaille Henry Norris Russell absolute Helligkeit M HR- Diagramm normiert auf Distanz d = 10 pc 10-4 Hauptreihe +15 scheinbare Helligkeit m m M = log 10 r (r in pc) VII- Weiße Zwerge Sonnenleuchtkraft L! Farbindex B-V L = W 7

9 HR- Diagramm und Spektralklassen HRD durch unterschiedliche Entwicklungsphasen der stellaren Evolution Luminosität [L! ] Spica Rigel Deneb Hauptreihe Sirius Canopus Sonne Überriesen Riesen Beteigeuze Antares Aldebaran Arkturus O: T = K, M > 15 M! F: T = K, M ~ 2 M! M: T = K, M < 0.3 M! O B A F G K M Sirius B Weiße Zwerge Procyon B Proxima Centauri Massensequenz der Hauptreihe O B A F G K M Oberflächentemperatur [K] 3 M! 20 M! 60 M! 8

10 HR- Diagramm und Spektralklassen Hauptreihe (H-Fusion) & Riesen (He-Fusion) 10 6 Deneb Überriese Ia0: Bsp: η Carinae M > 120 M! Luminosität [L! ] Spica Rigel Hauptreihe Sirius Canopus Sonne Überriesen Riesen Antares Aldebaran Arkturus L = L! τ = 10 7 Jahre Hauptreihe G2V: Bsp: Sonne, α Cen M ~ 1 M! L ~ 1 L! τ = Jahre Sirius B Weiße Zwerge Procyon B Proxima Centauri O B A F G K M Oberflächentemperatur [K] Hauptreihe M8: Bsp: Proxima Cen M ~ 0.1 M! L ~ 10-3 L! τ = Jahre 9

11 HR- Diagramm und Spektralklassen stellare Endstadien: degenerierte Materie Luminosität [L! ] Spica Deneb Hauptreihe Sirius Canopus Sonne Überriesen Riesen Antares Aldebaran Arkturus planetarischer Nebel: degenerierter Kern eines AGB-Riesen T = K strahlt Nebel an weißer Zwerg: langsames Abkühlen auf T = K d = km deg. Elektronengas Sirius B Weiße Zwerge Procyon B O B A F G K M Oberflächentemperatur [K] Neutronenstern: sehr leuchtschwach inkompressible Neutronenflüssigkeit d = km 10

12 HR- Diagramm und Spektralklassen Druckerzeugung: Fusion & Entartung 10 6 Deneb Überriesen Luminosität [L! ] Spica Hauptreihe Canopus Sirius Sonne Riesen Antares Aldebaran Arkturus 10-2 Sirius B Weiße Zwerge 10-4 Procyon B O B A F G K M Oberflächentemperatur [K] 11

13 Sternentwicklung: Hauptreihe > < hydrostatisches Gleichgewicht: Sternaufbau: - Gleichgewicht zwischen Energieerzeugung im Zentrum (thermonukleare Fusion) & Gravitationsenergie - bei Nichtgleichgewicht (z.b.: > ) gravitative Kontraktion Erhöhung von T mehr Fusionsprozesse neues Gleichgewicht Hydrostatische Grundgleichung: in jeder Kugelschale ρ(r)dr herrscht Gleichgewicht von: P, T, ρ Konvektion Gravitation mit Beschleunigung g(r) = G M(r) / r 2 Druck P = Σ Gasdruck P Gas + Strahlungsdruck P rad dp dr = ρ( r) GM r 2 ( r) 12

14 Sternentwicklung: Hauptreihe Energietransport: > < - zwei wesentliche Prozesse, abhängig vom Temperaturgradienten dt/dr hydrostatisches Gleichgewicht: Strahlung Konvektion P, T, ρ Konvektion - massearme rote Zwerge (M < 0.5 M! ): reine Konvektion, gesamte Masse für Fusion - gelbe Zwerge, Sonne (0.5 M! < M < 1.5 M! ): innen Strahlung, außen Konvektion - massereiche blaue Zwerge (M > 1.5 M! ): innen Konvektion, außen Strahlung 13

15 Sonne innerer Aufbau Nobelpreis 1967 Sonne als typischer Hauptreihenstern: - H-Fusion 4H 4He + 2 e+ + 2 νe - Energietransport innen: radiativ (lokales Strahlungsgleichgewicht) - Energietransport außen: konvektiv 14

16 Kernfusion in Hauptreihensternen Energiegewinn durch H-Fusion: ΔE = J = MeV p p p p langsamster Reaktionsteil C.F. von Weizsäcker CNO-Zyklus (1938) e + ν e e + ν e d p p d γ γ 3 He 3 He p 4 He p langsamster Reaktionsteil wichtig für schwere Sterne (T z > K) pp-i Kette: 4p 4 He + 2 e ν e CNO-Zyklus: 4p 4 He+ 2 e ν e 15

17 Entwicklung zum Roten Riesen nach Verbrauch des H im Kern: Tripel-α-Reaktion 3 α 12 C (He-Brennen) 4 He + 4 He + 95 kev 8 Be + γ 8 Be + 4 He 12 C + γ (7.28 MeV) Strahlungszone Kern Konvektion inerter C-Kern Brennschalen innen: He-Brennen außen: H-Brennen Energiegewinn durch He-Fusion: ΔE = 2.4 MeV explosives He-Brennen Massenverlust Hauptreihe: pp-fusion Roter Riese: 3α-Prozeß expandierende Hülle 200 Erdradien planetarischer Nebel 16

18 ATP aktuell ~1950: Fred Hoyle postuliert 12 C*- Zustand für 3 α 12 C + γ (Nukleosynthese bis 56 Fe) 2013: Berechnung der Struktur des 12 C*-Zustandes aus 3α-Clustern auf JUGENE (825 TFLOPS, 144 TB Speicher) Anthropisches Prinzip und Fine-Tuning 4 He 8 Be Fred Hoyle 12 C α 7.6 MeV Zustand in C-12 α α γ 17

19 Stellare Entwicklung: Rote Riesenphase absolute Helligkeit [mag] späte Entwicklungsphasen: Sterne im Stadium eines roten Riesen zeigen große Massenverluste (Sternwinde), AGB-Stern (asymptotic giant branch): abwechselnde He- / H-Fusion in Schalen & inerter C/O-Kern (3α-Prozeß) He-Fusion H-Fusion C, O s-prozess archetypischer AGB-Stern: Mira Temperatur [K] 18

20 6.2 Weiße Zwerge & SNIae 4 H 4 He + 2 e ν e Thermodynamik Kernphysik Lord Kelvin Hans Bethe dt dr & 1 = $ 1 % γ #! " T P dp dr Quantenmechanik Fermi-Dirac Statistik Δx Δp ~ h W. Heisenberg S. Chandrasekhar 19

21 Weiße Zwerge: Eigenschaften weißer Zwerg (white dwarf, WD): inerter Kern eines roten Riesen erreicht eine stabile Endkonfiguration - typische Masse M WD ~ M!, - keine Kernfusion, überwiegend aus C-O aufgebaut, - selten: massereiche Ne-WD s (Ne-O-Mg) mit ~1.2 M! Dichte ρ = 10 9 kg/m 3 p ~ Pa n e = e - / m 3 alter WD: Kristallisation junger weißer Zwerg L WD ~ L " r WD = km Entwicklung von WD im HRD: - langsame Abkühlung T K T ~ K - Abnahme der absoluten Leuchtkraft M M = +1 M =

22 Degeneriertes Elektronengas degenerierte Sternmaterie: weiße Zwerge werden durch den quantenmechanischen Fermi-Dirac Entartungsdruck der freien Elektronen stabilisiert vollständige Fermi-Dirac Entartung: Pauli-Prinzip: jede Phasenraumzelle ΔΩ = h 3 enthält maximal 2 Elektronen (Spin-up & Spin-down) h 3 Anzahl N der degenerierten e - im Volumen V: 2 4π p dp 4π N = 2 V = 2 V 3 h 3h alle Zustände besetzt bis zu p F = Fermi-Impuls p 3 3 F p z h 3 d ~ km p y 21 Anzahl der Phasenraumzustände: V 4π p 2 dp / h 3 p x

23 Degeneriertes Elektronengas Zustandsgleichungen für entartetes Elektronengas - Druck P des Elektronengases ist temperaturunabhängig, nur abhängig von Elektronendichte n e - Druck des Protonengases ist vernachlässigbar (m p» m e ) Fall 1: nichtrelativistisches Elektronengas (p F «m e c) E NR = (Δp) 2 / 2m e mit Heisenberg-Relation: Δp Δx ~ ħ Δp ~ ~ ħ / Δx mit mittlerem e - Abstand: Δx ~ (n e ) -⅓ E NR ~ (n e ) 2/3 / 2m e P NR ~ n e E NR 3 P 1 & 3h NR 5me 8! # = $ % π " 2 3 n 5 3 e bei niedrigen Massendichten (ρ = 2 n e m H ~ 10 9 kg/m 3 ) ist der WD stabil, da P NR ~ n 5/3, aber P grav ~ n 4/3 P NR 22

24 Degeneriertes Elektronengas bei zunehmender Masse/Dichte des WD: die Energie der Elektronen erreicht relativistische Werte (Massenzunahme der Elektronen) Fall 2: vollständig relativistisches Elektronengas (p F» m e c) E R (Δp c) mit Heisenberg-Relation: Δp Δx ~ ħ Δp ~ ħ / Δx mit mittlerem e - Abstand: Δx ~ (n e ) -⅓ E R ~ (n e ) 1/3 P R ~ n e E R 3 P c & 3h 4 8! # = $ % π " 1 3 R n e 4 3 genaue Ableitung mit spezieller Relativitätstheorie! schwächere Kompressibilität der Materie P R ~ n e 4/3 bei relativistischen Energien, d.h. P R = P grav ~ n e 4/3! P R 23